La nucléosynthèse primordiale et la naissance des atomes

27.01.2009

Le processus commence avec environ 2 neutrons disponibles pour 14 protons, d'où l'on peut déduire une proportion finale d'un noyau d'hélium pour 12 protons, soit, en considérant plutôt la masse, 25 pour cent d'hélium et 75 pour cent d'hydrogène. Cette composition chimique globale n'a guère changé depuis.

Les premiers atomes

Après des premières secondes plutôt mouvementées, l'évolution de l'Univers va se faire à un rythme beaucoup plus lent. Le dernier événement majeur que l'on place encore dans l'ère du Big Bang ne se produira qu'après 380 000 ans d'expansion, lorsque la température de l'Univers atteint les 3000 degrés.

Jusqu'à ce point, les photons possédaient une énergie suffisante pour détruire toute liaison qui se serait mise en place entre un noyau et un électron. Ceci avait deux conséquences : d'une part, la formation d'atomes stables était impossible, d'autre part, les photons n'avaient qu'une durée de vie très limitée puisqu'ils étaient absorbés par le premier atome venu.

Lorsque les photons perdent leur pouvoir de nuisance, noyaux et électrons peuvent finalement créer des liaisons durables et donner naissance à des ensembles stables : les premiers atomes d'hydrogène et d'hélium. En même temps, comme les photons n'interagissent plus guère, ils peuvent dorénavant se propager librement et l'Univers devient en quelque sorte transparent.

Le rayonnement fossile

La lumière produite lorsque l'Univers avait 380 000 ans est toujours détectable de nos jours. Du fait de l'expansion, sa température a depuis beaucoup baissé et n'est plus que de 2,7 degrés au-dessus du zéro absolu. Son maximum d'intensité est aujourd'hui concentré dans le domaine radio et plus précisément dans les micro-ondes. Sa découverte, fortuite, fut l'oeuvre de deux ingénieurs américains qui cherchaient à capter les signaux du premier satellite de communication en 1965.

Des observations très fines du rayonnement fossile ont été faites récemment par les satellites COBE et WMAP, respectivement en 1992 et 2003. Elles ont montré que ce rayonnement, bien que très homogène, présente d'infimes variations d'intensité selon la direction d'observation. Ces différences d'intensité sont le résultat de fluctuations dans la température du rayonnement, qui elles-mêmes s'expliquent par des inégalités de la densité de l'Univers lors de l'apparition des premiers atomes.

Ce sont ces faibles fluctuations de la densité de matière qui, pendant les premiers milliards d'années, offriront à la force gravitationnelle un point de départ pour former des structures et donner ainsi naissance aux galaxies et aux amas de galaxies.

Futura-Science